SPECTROSCOPE
Le calcul montre qu*en effet c'est bien là le résultat qu'on doit trouver (*)•
L'appareil se pirëte en outre très bien à la spectrophotographie ; mais il est bon d'éliminer alors la lumière diffusée par les points brillants de l'objectif, à l'aide de très petits morceaux de papier noir collés sur l'objectif à l'intérieur de la lunette.
Pour l'observation optique, il n'est pas besoin de cette précaution; il sufBt d'employer l'ingénieux artifice imaginé par M. Fizeau dans ses expériences sur la vitesse de la lumière et qui consiste à cacher sur l'anneau oculaire l'image conjuguée des points brillants de l'objectif par un petit fil métallique fixé à l'œilleton de l'oculaire.
(*) Soient tp, la différence de phase introduite par Tépaisscur ae de verre d'indice Rj pour la raie D, ; 9,, n, les coefficients analogues pour la raie D,. Le nombre de franges comprises entre ces deux raies sera
OQ tris approximativement, si la différence \ — X, est assez petite pour être considérée comme une différentielle dk.
Pour un crown-glass de même nature, j'ai obtenu comme indices
RaieC... n' =:i,5i4499 V= o"",ooo6562i RaieD,... /i* = 1,517 107 V= o'*",ooo58889
Déterminant les coefGcients de la fonction approchée,
n = a + î-5 (a = 1,50372, b = 0,0000000046473), d'où Ton conclut
Sohstituant la valeur X qui correspond à la raie D,, on obtient le nombre /i!iS2ioo. Or, la valeur cA est la différence X, — Xj.
RaieD,.... X, = o»",ooo58948 Raie D, . . . . X, = o"", 000 58889
Substituant dans la valeur de <p, — 9,, on trouve i5,8 franges, approximation en rapport avec les petites incertitudes sur les constantes de la dispersion et sur répaissenr de la glace qui n'a pu être mesurée qu'un peu grossièrement.
8UB L'OBSBRYATIOH COMPARATIVE DES BAIE8 TEUURiaUES ET MÉTAL- UaUES, GOMME MOTEI D'ÉTAItTER LES POUTOIRS ABSOBBAITS DE L'ATMOSFHtBE ;
Par m. A. CORNU.
L'étude die rabsorptîon des radiations ultra-violettes par Fatmosphère m'a conduit naturellement à examiner la corrélation qui peut exister entre ce phénomène et l'absorption des radiations visibles.
Malheureusement, aux méthodes photographiques, dont les indications ont une sorte de valeur absolue, ne correspond aucune méthode photométrique pour la mesure absolue de Tintensité des radiations visibles : on ne peut procéder que par comparaison avec une source lumineuse parfaitement fixe comme éclat, sufïisamment riche en radiations réfrangibies et dont l'obtention est difficile à réaliser.
Aussi m'a-t-il paru plus simple de chercher à utiliser un phénomène secondaire qui se produit en même temps que l'affaiblissement général des radiations, à savoir, l'existence dans le spectre solaire de bandes sombres (Brewster) désignées sous le nom de raies telluriqueSy dont l'intensité croît avec l'épaisseur atmosphérique traversée. Ces bandes, vues avec un spectroscope à faible dispersion, forment des teintes sombres sur diverses régions assez limitées du spectre : j'avais cherché d'abord à mesurer l'intensité comparative de deux régions voisines inégalement assombries par les bandes; mais les essais dans cette voie n'ont pas été satisfaisants : la différence de coloration des parties comparées, l'influence de la variation de la largeur de la fente du spectroscope rendent difficile toute détermination précise. Si, d'autre part, on augmente la dispersion pour pouvoir comparer des régions plus voisines comme coloration et pour atténuer l'influence de la fente, alors les bandes se résolvent en raies fines qui font disparaître l'uniformité des teintes à comparer.
La possibilité des mesures photométriques échappe donc encore de ce côté : j'ai finalement été réduit à rechercher simplement des repères destinés à distinguer dans l'absorption atmosphérique des degrés bien définis, d'après l'intensité des raies
RÂlËS TELLURIQUËS £T MÉTALLIQUES. 69
telluriques. Réduit à ces termes, le problème est beaucoup plus simple : il consiste à comparer des raies telluriques dont l'intensité est variable suivant Tépaisseur atmosphérique traversée par le faisceau observé, avec les raies fixes des éléments métalliques qui sillonnent également le fond continu du spectre solaire.
Celte méthode s'applique évidemment à toutes les bandes telluriques résolubles, quelle que soit la nature des substances qui les produisent : j'ai choisi de préférence Tun des groupes de bandes que les observations de notre confrère M. Janssen, d'Angstrôm et d'autres physiciens ou météorologistes rapportent à l'action absorbante de la vapeur d'eau, le groupe voisin de la raie D de Fraunhofer : ce groupe présente le double avantage d'offrir des variations considérables d'intensité sur une région extrêmement lumineuse, ce qui permet l'emploi d'un appareil assez dispersif pour résoudre les bandes en raies très fines.
La vapeur d'eau joue un rôle si considérable dans tous les phénomènes atmosphériques, et se présente en quantité si variable suivant les circonstances météorologique», que l'étude de son influence s'impose avant celle de tous les autres éléments analogues.
Mon premier soin a été de dresser la Carte exacte des raies telluriques et métalliques de la région choisie : c'est le résultat de cette première étude que j'ai eu l'honneur de mettre sous les yeux de l'Académie, sous la forme d'une Carte spectrale, exprimée en longueurs d'onde, des raies comprises depuis X== 587,40 jusqu'à X= 602,60 (l'unité étant le millionième de millimètre); le nombre total de ces raies est d'environ 200, dont 3o raies métalliques (Fe, Ni, Ti, Mn, Na) et 170 raies telluriques.
L'échelle adoptée est quatre fois plus grande que celle des Planches du beau Mémoire d'Angstrôm : une échelle plus petite permettait difficilement de représenter les détails avec assez de finesse ou de précision. Cette Carte a été obtenue par le relevé micromélrique (*)du quatrième spectre, fourni par réflexion sur un excellent réseau en verre argenté, dont les traits sont espacés
(') La méthode employée est fondée sur le théorème suivant, qui ne me parait pas avoir été signalé :
Si Von observe l'un des spectres de diffraction dans le voisinage de la normale au plan d'un réseau fixe, les variations de la longueur d'onde des raies
6o A. COIINU.
de o"**", 002935 et que je dois àrobligeance de M, Rutherfurd : les images (obtenues avec le collimateur et la lunette d'un petit cercle de MM. Brunner) sont assez parfaites pour qu'on ait avantage à remplacer Toculaire de la lunette par un microscope composé grossissant vingt--cinq fois.
Les observations ont été faites à Courtenay (Loiret), pendant les mois d'octobre, novembre et décembre 1879, renouvelées pendant les années suivantes et, finalement, reprises et calculées à nouveau au mois d'octobre dernier.
J*ai pu vérifier, conformément à l'opinion des physiciens précités, que les raies telluriques de ce groupe présentent une intensité qui varie en raison composée de la quantité de vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère et du chemin parcouru par le faisceau observé. Le phénomène a été particulièrement net pendant les grands froids de 1879 : je me bornerai à citer l'observation du 3 décembre faite par une température de -^ 1 1^ : les raies telluriques voisines de D, très intenses dans le spectre du Soleil, à son lever, à cause de la longueur du chemin parcouru par le faisceau, s'effacèrent en moins d'une heure, à mesure que le Soleil montait sur l'horizon, à tel point que les plus beaux groupes devinrent à
observées sont sensiblement proportionnelles aux variations de leurs distances angulaires relatives.
Le rapport de proportionnalité est égal au quotient de la distance constante a des traits du réseau par tordre du spectre observé.
Il en résulte que la connaissance de la valeur angulaire du tour de vis du micromètre permet de calculer la longueur d'onde de toutes les raies pointées dans le champ de la lunette, si Ton connaît celle de l'une d'elles en valeur absolue.
En effet, la distance angulaire 6 d'une radiation dilTractée ^, comptée, comme l'incidence i, d'un même côté de la normale au plan du réseau, est donnée par la
formule
a ( sin i zh sin 6 ) = rtX,
dtz suivant qu'on observe par réflexion ou par transmission. D'où l'on conclut, si l'incidence est constante,
—, = - cosS, ao n
quotient qui se réduit à - à moins de prés en valeur relative, lorsque 6 est
compris entre db 2<»33', c'est-à-dire dans un intervalle angulaire de plus de 5*.
Ce théorème, outre divers avantages purement optiques, réduit donc au minimum la difficulté du calcul d'interpolation, assez pénible dans la plupart des cas*
RAIES TELLUR1QDE5 ET UÊTALLIQUES. 61
peine visibles; le spectre ainsi dépouillé ne présentait plus que les raies métalliques.
Si l'on met à part ces cas exceptionnels d'une atmosphère desséchée par un froid intense, on peut dire que les raies telluriques principales sont toujours plus ou moins visibles pour un observateur exercé : on peut donc suivre la variation de leur assombrissement et pointer les heures ou mieux les hauteurs du Soleil qui correspondent à l'égalité de noirceur entre la raie choisie et les raies métalliques voisines. C'est un elTet particulier, dépendant de la largeur de la raie et de l'énergie de l'absorption, que l'œil parvient à apprécier avec précision et dont il faut se contenter en l'absence de tout autre moyen de mesure. Tel est le principe de la méthode d'observation que je me permets de signaler à l'attention des physiciens et des météorologistes.
Voici la liste des principaux groupes de comparaison à recommander.
L'ordre des groupes correspond à une absorption croissante : les raies sont désignées par leur longueur d'onde ; le nombre entre parenthèses définit leur ordre relatif d'importance (de un à dix) : il est en chiffres arabes pour les raies métalliques fixes, en chiffres romains pour les raies telluriques variables.
Le croquis ci-joint, à petite échelle, qui reproduit l'aspect gé-
néral des groupes dont il va être question, (acilitera la détermination de ces raies en attendant la publication définitive de la Carte (').
( ' ) Le dessin est acluellcment â la gravure el sera publiii, avec le .Mémoire détailla, dans le Journal de l'École Polytechnique.
oj, a. cornu.
Raies métalli:jues Raies de
telluriques. comparaison. Remarques.
^ ^' . '' I ^ ^ .«V ^ Les raies à comparer sont assez éloignées, ce
5qo,o4 (IV)... 590,45 (8) . j, . ' . -'
\t j î^ »^ V j qui rend la comparaison un peu incertaine.
I 592,66 (8) [ Comparaison facile et précise avec les trois
593,09 (IV).. . . ! 593,35 (7) I raies successivement, mais surtout avec la
' 593,90 (6) l deuxième et la troisième.
/: « AQ /Vf l ^^ groupe de trois raies telluriques égales
^ ^' Lr, I ^ ^ ^ i^\ et équidistantes (que je propose d'appeler,
595. 72 (VI... 595,57(7 ^ ^ , , /^ .: ^ ' i^\ ... f J'^^W^J i ^ » ' ^-^M pour abreper, Xq petit triplet) t^llves fa-
595,76 VI).. . f I » . . ^ u
^ " ^ ' \ eue a retrouver et a observer.
590,41 (X) 590,45(8) Comparaison particulièrement précise.
Ce groupe de trois raies telluriques égales et équidistantes (qu'on peut nommer le
^^^'Z,)---! i ^^* ^ \ grand triplet) tsl \e plus reconnaissable
de tous les groupes telluriques.
598,41 (VIII). . 598,37 (5) La raie tellurique est un peu estompée.
589,88 (IIP \ / 589,48 est la raie Di; l'absorption est déjà
590,04 (IV). . . I 589,48 (2) j très énergique; les raies telluriques com- 589,71 (V) / ( mencent à s'estomper sur les bords.
Ces groupes de comparaison définissent des repères fixes dans la progression de l'absorption atmosphérique ; chacun d'eux permet d'obtenir quelque chose de plus, à savoir : la mesure relative de la quantité totale de la substance absorbante qui produit la raie tellurique observée.
En efiet, réduisons, pour simplifier, la forme des couches atmosphériques à des plans horizontaux ; on aura, d'après la loi do Bouguer, pour la proportion q de radiation transmise dans une direction faisant un angle h avec Thorizon,
ûT — a»'"^ ou \oe,q =z -, — 7 loga, ^ "^ sin/i
a étant le coefficient d'absorption de la radiation observée ; e la quantité totale de substance absorbante; /l'épaisseur du milieu absorbant dans la direction zénithale; si, en deux circonstances différentes, on observe, dans le spectre solaire, l'égalité d'intensité de la raie tellurique produite par cette absorption avec la
